Kuinka Tähdet Toimivat

{h1}

Kun katsot yöllä ja näet tuhansia tähtiä, oletko koskaan miettinyt, mitä katsot? Opi mitä tähdet ovat ja miten he elävät ja kuolevat!

Se on tumma, selkeä, kuutamaton yö. Katsot ylös taivaalle. Näet tuhansia tähtiä, jotka on järjestetty kuvioihin tai tähtikuvioihin. Näiden tähtien valo on kulkenut suuria matkoja saavuttamaan maapallon. Mutta mitkä ovat tähdet? Kuinka kaukana ne ovat? Ovatko ne kaikki samanlaiset? Onko muitakin planeettoja ympärillä?

Tässä artikkelissa tarkastelemme kiehtovaa tähtien maailmaa. Tarkastelemme tähtien luonnetta, tyyppisiä tähtiä, kuinka tähtiä muodostuu ja kuinka tähdet kuolevat. Jos olet lukenut How the Sun Worksin, tiedät jo paljon maapallon lähimmästä tähdestä. Kun luet seuraavia sivuja, näet vielä enemmän, mitä näet yötaivalla.

Tähdet ja niiden ominaisuudet

Tähdet ovat massiivisia, hehkuva palloja kuumia kaasuja, lähinnä vetyä ja heliumia. Jotkut tähteä ovat suhteellisen lähellä (lähimmät 30 tähteä ovat 40 parsecsissa) ja toiset ovat kaukana, kaukana. Tähtitieteilijät voivat mitata etäisyyttä käyttämällä menetelmää, jota kutsutaan parallakseksi, jossa tähtien sijainnin muutos taivaalla mitataan eri aikoina vuoden aikana. Jotkut tähdet ovat yksin taivaalla, toisilla on kumppaneita (binääri tähteä) ja jotkut ovat osa suuria klusterit joka sisältää tuhansia miljoonia tähtiä. Kaikki tähdet eivät ole samoja. Tähdet ovat kaikenkokoisia, kirkkaita, lämpötiloja ja värejä.

Tähdillä on monia ominaisuuksia, joita voidaan mitata opiskelemalla valoa, jonka he lähettävät:

  • lämpötila
  • säteilyn spektri tai aallonpituudet
  • kirkkaus
  • kirkkaus
  • koko (säde)
  • massa-
  • liikkuminen (kohti tai sieltä pois, pyörimisnopeus)

Ja jos opiskelet tähtiä, sinun kannattaa saada nämä ehdot tähtiäsi sanavarastasi:

  • absoluuttinen suuruus - tähtien ilmeinen suuruus, jos se sijoitettiin 10 parseekseen maapallolta
  • ilmeinen suuruus - tähti kirkkaus kuten havaittiin maapallolta
  • kirkkaus - tähdestä sekunnissa lähetetyn energian kokonaismäärä
  • parsec - etäisyysmittaus (3,3 valovuotta, 19,8 biljoonaa mailia, 33 biljoonaa kilometriä)
  • valovuoden mittausmittaus (6 biljoonaa kilometriä, 10 biljoonaa kilometriä)
  • spektri - tähtien eri aallonpituuksien valo
  • auringon massa - auringon massa; 1,99 x 1030 kiloa (330 000 maapallon massaa)
  • auringon säde - auringon säde; 418 000 mailia (696 000 km)

Lämpötila ja spektri

Jotkut tähdet ovat erittäin kuumia, kun taas toiset ovat viileitä. Voit ilmoittaa valon värin mukaan, että tähdet päästävät pois. Jos katsot kivihiilen hiiltä, ​​tiedät, että punaiset hehkuvat hiilet ovat viileämpiä kuin valkoiset kuumat. Sama pätee myös tähtiin. Sininen tai valkoinen tähti on kuumempi kuin keltainen tähti, joka on kuumempi kuin punainen tähti. Joten, jos tarkastelet tähteä voimakkainta väriä tai aallonpituutta, voit laskea sen lämpötilan (lämpötila asteina Kelvin = 3 x 106/ aallonpituus nanometreinä). Tähtien spektri voi myös kertoa teille tähdessä olevat kemialliset elementit, koska erilaiset elementit (esimerkiksi vety, helium, hiili, kalsium) imevät valoa eri aallonpituuksilla.

Kirkkaus, kirkkaus ja säde

Orion-konstellaatio, joka nähdään avaruussukkulaisesta Endeavourista (STS-54)

Orion-konstellaatio, joka nähdään avaruussukkulaisesta Endeavourista (STS-54)

Kun katsot yötaivasta, näet, että jotkut tähdet ovat kirkkaampia kuin toiset, kuten tässä Orion-kuvassa näkyy.

Tähdellä on kaksi tekijää:

  1. valoisuus - kuinka paljon energiaa se asettaa tietyssä ajassa
  2. etäisyys - kuinka kaukana meistä

Valonheittimellä on enemmän valoa kuin kynänvalo. Eli valonheijastin on valoisampi. Jos valonheitin on 5 km (8 km) pois sinusta, se ei kuitenkaan ole yhtä kirkas, koska valon voimakkuus vähenee etäisyydellä. Taustavalo 5 mailin päässä sinusta voi näyttää yhtä kirkkaalta kuin kynänvalo 6 tuumaa (15 senttimetriä) pois sinusta. Sama pätee tähtiin.

Tähtitieteilijät (ammattilainen tai amatööri) voivat mitata tähtenäisen kirkkauden (valon määrä, jonka se laukaisee) käyttämällä fotometri tai latauskytketty laite (CCD) teleskoopin päähän. Jos he tietävät tähden kirkkauden ja etäisyyden tähtiin, he voivat laskea tähtinän kirkkautta:

[kirkkaus = kirkkaus x 12,57 x (etäisyys)2].

Valoisuus liittyy myös tähtikokoon. Mitä suurempi tähti on, sitä enemmän energiaa se laskee ja sitä valoisempi se on. Näet tämän myös hiiligrillillä. Kolme hehkuvaa punaista puuhiiltä tuottivat enemmän energiaa kuin yksi hehkuva punainen puuhiilibriketti samassa lämpötilassa. Samoin, jos kaksi tähteä on sama lämpötila, mutta eri kokoisia, niin suuri tähti on valaisevampi kuin pieni. Katso sivupalkki kaavaa varten, joka osoittaa, kuinka tähtinän kirkkaus liittyy sen kokoon (säde) ja sen lämpötilaan.

Stefan-Boltzmannin laki

Tämä on luminanssin (L), säteen (R) ja lämpötilan (T) välinen suhde: L = (7,125 x 10-7)R2T4 jossa yksiköt määritellään L - watteiksi, R - mittareiksi ja T - asteiksi Kelviniksi

Massa ja liike

Hertzsprung-Russell-kaavio. Aurinko, Pohjois-hemisferin 12 kirkkaimmat tähdet ja valkoinen kääpiö-tähti tähtiä Siriukselle ja Procyonille esitetään.

Hertzsprung-Russell-kaavio. Aurinko, Pohjois-hemisferin 12 kirkkaimmat tähdet ja valkoinen kääpiö-tähti tähtiä Siriukselle ja Procyonille esitetään.

Vuonna 1924 astronomi A. S. Eddington osoitti, että tähtien kirkkaus ja massa olivat yhteydessä toisiinsa. Suurempi tähti (eli massiivisempi) on, sitä kirkkaampi se on (kirkkaus = massa3).

Tähdet ympärillämme liikkuvat suhteessa aurinkokuntaamme. Jotkut poistuvat meistä ja jotkut liikkuvat kohti meitä.Tähtien liikkuvuus vaikuttaa niihin valon aallonpituuksiin, jotka meiltä saamme, aivan kuten paloauto-sireenin korkeat äänet vähenevät, kun kuorma-auto liikkuu sinun ohi. Tätä ilmiötä kutsutaan Doppler-efektiksi. Mittaamalla tähtikentän spektriä ja vertaamalla sitä standardilampun spektriin voidaan Doppler-siirtymän määrää mitata. Doppler-siirtymän määrä kertoo kuinka nopeasti tähti liikkuu suhteessa meihin. Lisäksi Doppler-siirtymän suunta voi kertoa meille tähtien liikkeen suunnan. Jos tähtien spektri siirtyy siniseen päähän, tähti liikkuu kohti meitä; jos taajuus siirtyy punaiseen päähän, tähti siirtyy pois meistä. Samoin jos tähti pyörii akselillaan, sen spektrin Doppler-siirtymää voidaan käyttää sen pyörimisnopeuden mittaamiseen.

Joten näet, että voimme kertoa melkoisesti tähdestä valolta, jonka se laukaisee. Lisäksi amatööri-tähtitieteilijöillä on tänään laitteita, kuten suuret teleskoopit, CCDit ja spektroskopit, jotka ovat kaupallisesti saatavilla heille suhteellisen edulliseen hintaan. Siksi amatöörit voivat tehdä samantyyppisiä mittauksia ja tähtitieteellistä tutkimusta, jota vain ammattilaiset tekivät.

Tähtien luokittelu: Ominaisuuksien asettaminen yhdessä

1900-luvun alussa kaksi tähtitieteilijää, Annie Jump Cannon ja Cecilia Payne, luokittelivat tähtien spektrit niiden lämpötilan mukaan. Cannon teki luokittelun ja Payne selitti myöhemmin, että tähtien spektriluokka määritettiin todellisuudessa lämpötilan mukaan.

Kuinka tähdet toimivat: toimivat

Tähtien spektrinen luokka

Vuonna 1912 tanskalainen tähtitieteilijä Ejnar Hertzsprung ja amerikkalainen tähtitieteilijä Henry Norris Russell kuvasivat itsenäisesti valaistusta ja lämpötilaa tuhansien tähtien kohdalla ja löysivät yllättävän suhteen alla esitetyllä tavalla. Tämä kaavio kutsutaan a Hertsprung-Russell tai H-R-kaavio paljasti, että suurin osa tähdistä sijaitsee sileä diagonaalinen käyrä nimeltä pääjakso kuumilla, valoisilla tähdillä vasemmassa yläkulmassa ja viileässä, hämärässä tähdet oikeassa alakulmassa. Pois pääjärjestyksestä on viileitä, kirkkaita tähtiä oikeassa yläkulmassa ja kuumat, hämärät tähdet vasemmassa alakulmassa.

Jos sovellamme H-R-kaavion kirkkauden ja säteen välistä suhdetta, havaitsemme, että tähtien säde kasvaa, kun jatkat alhaalla vasemmalla diagonaalisesti ylhäältä oikealle:

  • Sirius B = 0,01 auringon säteellä
  • Aurinko = 1 auringon säde
  • Spica = 10 auringon säteellä
  • Rigel = 100 auringon säteellä
  • Betelgeuse = 1000 auringon säteellä

Jos käytät massan ja kirkkauden välistä suhdetta H-R-kaaviolle, huomaat, että tähdet pääjärjestyksessä ovat suurimmasta (noin 30 auringon massasta) vasemmassa yläkulmassa alimmalle (suunnilleen 0,1 auringon massa) oikeassa alakulmassa. Kuten voit nähdä H-R-kaaviosta, aurinko on keskimäärin tähti.

Taulukossa on yhteenveto tähtien tyypistä maailmankaikkeudessa kirkkauden mukaan:

Kuinka tähdet toimivat: ovat

Luokat luokkiin Luminosity

Valkoisia kääpiöitä ei luokitella, koska niiden tähtipisteet ovat erilaisia ​​kuin useimmat muut tähdet. H-R-kaavio on myös hyödyllinen ymmärtämään tähtien evoluutio syntymästä kuolemaan.

Elämän tähti

Kaasupilarit tähtien muodostavalla alueella - M16 (Eagle Nebula)

Kaasupilarit tähtien muodostavalla alueella - M16 (Eagle Nebula)

Kuten edellä mainittiin, tähdet ovat suuria kaasupalloja. Uudet tähteä muodostuvat suurista, kylmästä (10 astetta Kelvin) pölystä ja kaasusta (enimmäkseen vedystä), jotka sijaitsevat galaksin nykyisten tähtien välillä.

  1. Yleensä jotain vakavuuden häiriö tapahtuu pilviin, kuten lähellä olevan tähteen tai räjähtämättömän supernova-iskun aallon kulkuun.
  2. häiriö aiheuttaa koloja muodostamaan pilven sisällä.
  3. kolot romahtavat sisäänpäin vetämällä kaasua sisäänpäin painovoiman avulla.
  4. Romahtaminen kasa pakkaa ja lämmittää.
  5. Romahtaminen kasa alkaa kiertää ja tasoittaa levylle.
  6. levy pyörii edelleen nopeammin, lisää kaasua ja pölyä sisäänpäin ja kuumenee.
  7. Noin miljoonan vuoden kuluttua, pieni, kuuma (1500 astetta Kelvin), tiheä keskeisiä muotoja levyn keskellä kutsutaan a prototähtivaihetta.
  8. Koska kaasu ja pöly putoavat edelleen levyyn, ne luovuttavat energiaa prototähtivaihetta, joka lämpenee lisää
  9. Kun protostarin lämpötila saavuttaa noin 7 miljoonaa Kelvin astetta, vety alkaa sulake tehdä heliumia ja vapauttaa energiaa.
  10. Materiaali kuuluu edelleen nuorelle tähdelle miljoonien vuosien ajan, koska painovoiman romahtaminen on suurempi kuin ydinfuusion aiheuttamat ulospäin suuntautuvat paineet. Siksi protostarin sisäinen lämpötila nousee.
  11. Jos riittävä massa (0,1 auringon massa tai suurempi) romahtaa protostariin ja lämpötila saa tarpeeksi kuumaksi kestävälle fuusiolle, niin protostarilla on massiivinen kaasun vapautuminen suihkun muodossa kutsutaan a bipolaarinen virtaus. Jos massa ei riitä, tähti ei muodosta, vaan tulee a ruskea kääpiö.
  12. bipolaarinen virtaus poistaa kaasun ja pölyn nuoresta tähdestä. Jotkut tästä kaasusta ja pölystä voivat myöhemmin kerätä planeettoja.

Nuori tähti on nyt vakaa siinä mielessä, että vetyfuusiosta ulospäin suuntautuva paine tasapainottaa painovoiman sisäänpäin vetämistä. Tähti tulee pääjärjestykseen; jossa se sijaitsee pääjärjestyksessä riippuu sen massasta.

Nyt kun tähti on vakaa, sillä on samat osat kuin aurinko:

  • ydin - jos ydinfuusioreaktio tapahtuu
  • säteilyvyöhyke - jos fotonit kuljettavat energiaa ydinvoimasta
  • konvektivyöhyke - missä konvektiovirrat kuljettavat energiaa pinnalle

Sisustus voi kuitenkin vaihdella kerrosten sijainnin suhteen. Auringon kaltaiset tähdet ja ne, jotka ovat vähemmän massiivisia kuin auringossa, ovat kerrokset edellä kuvatulla tavalla.Tähdet, jotka ovat useita kertoja suurempia kuin auringossa, ovat konvektiivisia kerroksia syvälle ytimiinsa ja säteileviin ulkokerroksiin. Sitä vastoin tähdet, jotka ovat välissä auringon ja massiivisten tähtien välillä, voivat olla vain säteilevä kerros.

Elämä pääjärjestyksessä

Tähdet pääjärjestyksessä polttavat fuusioamalla vety heliumiin. Suuret tähdet ovat yleensä korkeampia kuin pienemmät tähdet. Tästä syystä suuret tähdet polttavat vetypolttoainetta ytimeen nopeasti, kun taas pienet tähdet polttavat sen hitaammin. Niiden pituus, jonka ne käyttävät pääjaksoon, riippuu siitä, kuinka nopeasti vetyä käytetään. Siksi massiivisilla tähdillä on lyhyempiä elinajoja (aurinko polttaa noin 10 miljardia vuotta). Mitä tapahtuu, kun vety ydin on mennyt riippuu tähden massa.

Tähtien kuolema

Hubble Space Telescope -kuva Rotten Eggin planetaarisesta sumuista

Hubble Space Telescope -kuva Rotten Eggin planetaarisesta sumuista

Usean miljardin vuoden kuluttua elämästään alkaa tähti kuolla. Kuinka tähti kuolee kuitenkin riippuu siitä, millaista tähtiä se on.

Tähteä kuin aurinko

Kun ydin loppuu vetypolttoaineesta, se joutuu painovoiman painoon. Yläkerroksissa esiintyy kuitenkin vetyfuusiota. Koska ydin sopimukset, se lämmittää. Tämä lämmittää ylemmät kerrokset ja aiheuttaa niiden laajentumista. Kun ulommat kerrokset laajenevat, tähti säde kasvaa ja siitä tulee a punainen jättiläinen. Punainen jättiläinen auringon säde on aivan maapallon kiertoradalla. Jonkin ajan kuluttua tämän jälkeen ydin kuumenee niin, että helium sulautuu hiileksi. Kun heliumpolttoaine loppuu, ydin laajenee ja jäähtyy. Yläkerrokset laajentavat ja poistavat materiaalia, joka kerääntyy kuolevan tähden ympärille a planetaarinen sumu. Lopuksi ydin jäähtyy a valkoinen kääpiö ja sitten lopulta a musta kääpiö. Koko prosessi kestää muutaman miljardin vuoden.

Kuinka tähdet toimivat: toimivat

Hubble Space Telescope valokuva renkaista ympärillä Supernova 1987A

Tähdet suuremmat kuin aurinko

Kun ydin loppuu vedystä, nämä tähdet sulautuvat heliumiin hiiliksi aivan kuten aurinko. Kuitenkin, kun helium on mennyt, niiden massa on riittävä sulattamaan hiiltä raskaampiin elementteihin, kuten happiin, neoniin, piihin, magnesiumiin, rikkiin ja rautaan. Kun ydin on kääntynyt raudaksi, se ei enää voi polttaa. Tähti kaatuu omalla painovoimallaan ja raudan sydän lämpenee. Sydän on niin tiiviisti pakattu, että protonit ja elektronit yhdistyvät neutronien muodostamiseksi. Muutaman sekunnin kuluessa raudan ydin, joka on noin maapallon kokoa, kutistuu neutronisydämelle, jonka säde on noin 6 mailia (10 km). Tähtäimen ulommat kerrokset putoavat sisään neutronisydämessä, murskaamalla sen edelleen. Ydin kuumentaa miljardeja astetta ja räjähtää (supernova), jolloin vapautuu suuria määriä energiaa ja materiaalia avaruuteen. Supernova-isku voi käynnistää tähtien muodostumista muissa tähtienvälisissä pilvissä. Jäännös ydin voi muodostaa a neutron tähteä tai a musta aukko riippuen alkuperäisen tähden massasta.

  • Tähtitiede HyperTextbook: Stellar Evolution
  • Hubble Space Telescope Images: Stellar Evolution
  • Star Clock: Stellar Evolution tietokoneessa
  • Hubble Snapshot ottaa talteen elinkaaren
  • Aloittelijan opas Staren tekemiseen


Video Täydentää: #101 ASTROFYSIIKAN LYHYT HISTORIA.




FI.WordsSideKick.com
Kaikki Oikeudet Pidätetään!
Jäljentämistä Materiaalien Sallittu Vain Prostanovkoy Aktiivinen Linkki Sivustoon FI.WordsSideKick.com

© 2005–2019 FI.WordsSideKick.com